Strategies for prompt searches for GRB afterglows: the discovery of the GRB 001011 optical/near-infrared counterpart using colour-colour selection
我们报告发现的光学和近红外对应GRB 001011。由Beppo-SAX确定的GRB 001011误差盒同时由3.58米新技术望远镜在近红外和1.54米丹麦望远镜在伽马射线事件后约8小时的光学成像。在这里，我们实现了Rhoads（2001）提出的颜色-颜色鉴别技术，并使用近红外数据对其进行了扩展。我们提出的结果提供了一个自动的颜色颜色歧视管道线开发辨别不同的人群中存在的GRB 001011错误框中的对象。我们的软件基于单时期图像显示了三个候选者。在爆发后约3.2天进行的第二个历元观测显示，最有可能的候选者已经褪色，因此将其与GRB的对应物确定下来。在爆发后7个月获得的深R波段图像中，在余辉位置检测到一个微弱的（R=25.38+/-0.25）细长物体，可能是GRB 001011的宿主星系。GRB 001011的余辉是第一次在色图技术的帮助下发现的。我们讨论了使用这种方法的优点，其应用程序的错误框确定未来的任务。
2001-11-14 astro-ph
Generalized Tests for Eight GRB Luminosity Relations
长持续时间的伽马射线暴（GRB）有八种光度关系，其中可观测到的暴特性可以产生暴的光度和距离。这使得伽玛射线暴成为宇宙学的有用工具。最近，两个测试已经提出（由Nakar和Piran和李），其中一个八个关系声称有重大问题。在本文中，我们推广这些测试，并将其应用到所有八个伽玛暴光度关系。(a)在考虑了数据的不确定性和相关性的分散性后，所有八个关系都通过了Nakar & Piran检验。(b)当伽玛暴红移已知时，所有八个关系都是好的，例如用于校准关系和伽玛暴哈勃图的目的。(c)我们证实了以前的结果，即当所寻找的未知红移>1.4时，E_γ，等- E_peak Amati关系必然产生很大的误差条。(d)Ghirlanda等人的E_gamma - E_peak关系式，当所寻找的未知红移>3.4时，必然产生很大的误差条. (e)其他六个关系从李的歧义测试来看没有任何问题。
2007-01-18 astro-ph
Gamma-ray bursts as dark energy-matter probes in the context of the generalized Chaplygin gas model
在本文中，我们考虑使用伽马射线暴（GRB）作为距离标记研究的统一的暗能量和暗物质的背景下，所谓的广义Chaubergin气体（GCG）模型。我们认为，伽玛暴的光度可以从它的变化，时间滞后估计，也可以使用所谓的吉兰达关系。我们评估的改进，人们可能会期望一旦更多的伽玛暴和它们的红移变得可用。我们表明，虽然伽玛暴允许扩展哈勃图更高的红移，它作为一个暗能量探针的使用是有限的，当与超新星Ia相比。我们发现，伽玛暴的信息可以提供一些界限的暗物质和暗能量的量独立的状态方程。这一点在XCDM型模型中尤为明显，对于低红移（$z\leq2$），XCDM型模型与GCG退化。
2005-07-08 astro-ph
The Extent of the Spectral Bias in BATSE: The True Distribution of the nu F_nu Peak Energy
伽玛暴的光谱特征分布及其与注量、峰值通量或持续时间的关系是理解伽玛暴本质的关键。然而，在探测伽玛暴的选择效应可以扭曲这些分布。在这里，我们讨论了如何处理选择效应涉及的GRB nuF_nu谱的峰值能量E_p，它遭受的上限和下限阈值。我们描述了一种新的方法来解释这种双边截断，并表明，E_p的真实分布是显着不同的观察到的分布。
1997-11-17 astro-ph
Rest frame light curves of Swift GRBs
计算了雨燕探测到的前40个具有良好红移的伽马射线暴的光度静止标架光变曲线。我们研究了z<1，1 <z<2，2 <z<=4和z>=4的四个子样光变曲线的平均性质。我们的结论是，所有最后三个子样本共享相同的形态和相同的光度范围。目前发现的极高红移（z>=4）伽玛暴本质上并不比低红移长伽玛暴长。附近的长伽玛暴（z<1）比平均值要暗。可能的选择效应正在调查中。
2007-02-13 astro-ph
Swift GRBs and the Ep,i - Eiso correlation
Ep，i-Eiso关联是伽马射线暴（GRB）天体物理学中最有趣和最有争议的观测证据之一。Swift凭借其高灵敏度和快速指向能力，在已知红移的GRB样本中（以及Ep，i和Eiso）减少了很多选择效应的影响。此外，在几种情况下，它允许检测即时发射的软尾，从而相对于先前的卫星更准确地估计Ep，i。我提出并讨论了已知红移和估计Ep，i的Swift伽玛暴在Ep，i-Eiso平面上的位置，表明所有的长事件（包括像GRB 060218和GRB 060614这样的特殊事件）都符合Ep，i-Eiso相关。相反，短的伽玛暴与之不一致，证据进一步支持不同的发射机制在工作中的两类伽玛暴的假设。我还显示，并简要讨论，有趣的证据表明，短GRB 050724的软尾是一致的相关性。
2007-01-22 astro-ph
Do long-duration GRBs follow star formation?
我们比较了从BATSE长爆发峰值通量分布推断的光度函数和速率与从Swift峰值通量分布推断的光度函数和速率。我们发现BATSE和雨燕峰通量可以用相同的光度函数拟合，并且这两个样本与遵循恒星形成率的人口是相容的。估计的本地长伽玛暴速率（没有波束修正）变化了5倍，从0.05 Gpc^（-3）yr^（-1）（对于具有大部分高红移爆发的速率函数）到0.27 Gpc^（-3）yr^（-1）（对于具有许多本地爆发的速率函数）。然后我们将BeppoSax/HETE 2和Swift观测到的红移分布与光度函数的预测值进行比较，发现BeppoSax/HETE 2和Swift观测到的红移分布之间的差异只能部分地由探测器的不同阈值来解释，这可能表明了很强的选择效应。在尝试了不同形式的恒星形成率（SFR）后，我们发现观测到的雨燕红移分布，观测到的高红移爆发比预期的要多，与简单地遵循当前SFR模型的GRB率不一致。我们表明，这可以解释GRB的演化超越SFR（更多的高红移爆发）。或者，如果光度函数演化，早期爆发更明亮，或者如果强选择效应影响红移的测定，也会出现这种情况。
2007-05-25 astro-ph
GRBs spectral correlations and their cosmological use
长伽玛暴瞬发能量的关联是理解伽玛暴物理的一把新钥匙。这些关联式已被证明是使长伽玛暴成为一类新的标准烛光的工具。伽马射线暴是在硬X射线波段探测到的非常强大的宇宙学源，代表了在红移范围内研究宇宙的新工具，它与其他宇宙学探测器（SNIa和CMB）所覆盖的范围是互补的。本文综述了Ep-Eiso、Ep-Egamma、Ep-Eiso-tjet、Ep-Liso-T0.45的相关性。开放的问题，这些相关性（例如存在的离群值和选择效应），并将其用于宇宙学的目的（例如依赖模型假设）进行了讨论。最后，根据最近提出的一些解释谱能相关性的模型，讨论了伽玛暴谱中热成分的相关性。
2007-02-07 astro-ph
Open issues with the gamma-ray burst redshift distribution
宇宙学上的伽马射线暴（GRB）是宇宙中最明亮的爆炸。卫星探测器，如Beppo-SAX，HETE 2和最近的雨燕，提供了丰富的数据，包括伽玛暴子集的定位和红移。红移分布已被用于几项研究中，试图限制不断演变的恒星形成率和探测高红移宇宙中的GRB速率演化。这些研究发现GRB的亮度函数和/或速率密度随着红移而演化。我们提出了一个简短的审查的背景下，在红移测量中固有的偏见的复杂组合的约束伽玛暴速率演化的问题。要从红移分布中普遍存在的偏差中解开伽玛暴速率演化的纠缠，需要考虑观测到的红移样本的不完整性。我们强调的重要性，制定一个“完整的伽玛射线暴选择功能”占偏见的主要来源。
2007-02-27 astro-ph
On The Origin Of The Highest Redshift Gamma-Ray Bursts
GRB 080913和GRB 090423是迄今为止已知的最遥远的伽马射线暴（GRB），光谱测定的红移分别为z=6.7和z=8.1。在宇宙的这个早期阶段对爆发的探测极大地限制了伽马射线暴及其前身的性质。我们对早期恒星的形成和演化进行了总体综合研究，并计算了高红移下短持续时间和长持续时间的伽玛暴的形成率。第二星族恒星的伽玛暴速率峰值出现在z=7时，对于一个有效/快速混合的金属模型，而对于一个低效/缓慢的金属丰度演化模型，它出现在z=3时。结果表明，在红移范围6<z<10内，无论金属丰度演化模型如何，基本上所有的伽玛暴都起源于星族II星。这些恒星（金属丰度小，但不为零）是这一时期最有可能产生长伽玛暴和短伽玛暴（NS-NS或BH-NS合并）的祖先。虽然预测的内在率长和短的伽马射线暴是类似的，在这些高红移，观测选择效应导致更高（10倍）的观测率长伽马射线暴。我们的结论是，最近观察到的两个高Z伽玛暴事件是最有可能的长伽玛暴起源于人口II的双星。
2009-11-21 astro-ph
Short Gamma-Ray Bursts and Binary Mergers in Spiral and Elliptical Galaxies: Redshift Distribution and Hosts
为了检验短伽玛暴速率、红移分布和宿主星系是否与当前的理论预测一致，我们使用一个非常大的人口合成计算数据库来研究宇宙中的BH-NS和NS-NS合并速率，考虑到（i）宇宙的恒星形成历史，（ii）恒星形成星系的异质人口，包括螺旋星系和椭圆星系，和（iii）一个简单的通量有限的选择模型，用于短伽玛暴探测。当我们要求我们的模型重现已知的短伽玛暴速率和红移测量值（以及，对于NS-NS，从银河系中的双星双星外推的合并速率）时，一小部分模型重现了所有的观测结果，无论是当我们假设爆发的起源是NS-NS还是BH-NS时。最常见的模型产生合并优先在旋涡星系，如果短伽玛暴产生的NS-NS合并单独。现今的双星合并优先发生在椭圆星系中的模型宇宙，必然包括相当一部分在诞生和合并之间有很长延迟时间的双星（通常是$O(10{\rm Gyr})$）。虽然会发生长时间的延迟，但几乎所有的模型都预测，在中到高红移处会发生更高比例的短伽玛暴（例如，$z>1$），比目前已观察到的，在最近的观察表明，成功的低红移短伽玛暴的后续选择的偏见。最后，如果只有一小部分BH-NS合并具有形成伽玛暴的质量和自旋的正确组合，那么充其量只有一小部分BH-NS模型可以与所有{ \em current}可用数据相一致。（节录）
2007-11-26 astro-ph
The Ep,i - Eiso correlation in GRBs: updated observational status, re-analysis and main implications
宇宙学静止框架nuFnu谱峰值能量Ep，i和各向同性等效辐射能量Eiso之间的相关性是伽马射线暴（GRB）天体物理学中最有趣和最有争议的观测证据之一，该相关性是Amati等人于2002年发现的，并被随后的观测证实和扩展。本文对Ep，i-Eiso相关性进行了更新和重新分析，所用的更新样本包括41个长GRB/XRF，它们具有确定的z和观测峰值能量Ep，obs，12个GRB具有不确定的z和/或Ep，obs，2个短GRB具有确定的z和Ep，obs，obs和特殊的亚高能事件GRB 980425/SN 1998 bw和GRB 031203/SN 2003 lw。除了标准的相关分析和幂律拟合，这里报告的数据分析还包括一个模型化，它解释了样本方差。所有53个经典的长伽玛暴和XRF，包括11个具有已公布光谱参数和注量的Swift事件，都有Ep，i和Eiso值，或上/下限，与相关性一致，这表明机会概率低至~ 7 x10 {-15}，斜率约为0.57（通过考虑样本方差进行拟合时约为0.5）和超泊松对数离差约为0.15，它在Eiso中扩展了~5个数量级，在Ep，i中扩展了~3个数量级，并且从更接近更高z的GRB开始保持。我还讨论了更新的EP，我EISO相关的物理和几何的GRB发射模型的主要影响，其用于区分不同的类，并作为一个伪Z估计，和测试可能的选择效应与GRB的未知红移。
2006-07-20 astro-ph
Gamma--Ray Bursts associated with Supernovae: A systematic analysis of BATSE GRB candidates
我们研究了BATSE伽马射线暴（GRBs）的一个样本的性质，该样本包括与超新星（SN）有关联迹象的事件，有些是基于光学余辉光变曲线中的再增亮迹象，但在大多数情况下仅基于从星表的互相关推断出的“松散”时间和方向重合。尽管后一种选择方法存在很大的不确定性，但当将样本与所有BAT伽玛暴的样本进行比较时，时间和谱分析揭示了三个有趣的统计结果：暂时与SNe有关的伽玛暴主要（在$\sim$ 80%的情况下）具有单峰光变曲线，较软的光谱（即低能量幂律指数$α\sim$-1.5），并且倾向于不遵循滞后-亮度和各向同性能量-峰值能量相关性。这三个独立的统计属性指向存在大量的欠亮，GRB 980425-like事件构成-至少从观测的角度来看-一个尾巴或一个单独的类相对于整个BATSE GRB事件。在通过目录互相关识别的那些中，SN Ibc的异常高的百分比（因子$\sim 4$高于SN目录统计的预期）加强了（一些）所选事件的非随机性。
2005-10-03 astro-ph
A New Astrophysical "Triptych": GRB030329/SN2003dh/URCA-2
我们在我们的GRB 030329理论（Ruffini et al. [5]及其参考文献）范围内分析了HETE-2（GCN [1]）、R-XTE（GCN [2]）、XMM（Tiengo et al. [3]）和VLT（Hjorth et al. [4]）获得的伽马射线暴/超新星GRB 030329/SN 2003 dh系统的数据。通过拟合EMBH理论中仅有的三个自由参数，我们得到了瞬发和余辉的固定能带的光度（见图1）。由于对伽马射线暴（GRB）的分析与球对称展开一致，GRB 030329的能量为E = 2.1 * 10^{52} erg，即比超新星能量大2 * 10 ^3倍。我们的结论是，无论是伽玛射线暴触发诱发超新星事件或伽玛射线暴和超新星都是由相同的相对论过程触发。伽马射线暴绝不可能起源于超新星。我们还证明了XMM观测（Tiengo等人。[3]），就像在系统GRB 980425/SN 1998 bw（Ruffini等人。[6]，Pian等人。[7]）中一样，不是GRB余辉的一部分，正如文献中所解释的那样（Tiengo等人。[3]），但与超新星现象有关。需要一个专门的观测活动，以确认作为一个新诞生的中子星冷却广义URCA过程的XMM源的性质。
2004-07-23 astro-ph
The submm properties of GRB host galaxies
长时间的伽马射线暴（GRB）伴随着一些大质量恒星的死亡，因此，由于大质量恒星的寿命很短，是恒星形成活动的示踪剂。鉴于伽玛暴足够明亮，可以看到非常高的红移，甚至在尘埃环境中也可以检测到，因此它们应该为宇宙的全球恒星形成历史提供强有力的探测。这种方法的潜力可以通过伽玛射线暴宿主星系的亚毫米测光来研究。亚毫米光度也与恒星形成率相关，因此宿主星系亚毫米流量的分布应该允许我们测试两种方法的一致性。在这里，我们报告了15个GRB主机的新JCMT/SCUBA 850微米测量结果。结合这些数据与以前的研究结果，我们构建了一个样本的21主机<1.4毫焦耳的错误。我们表明，该样品的表观850微米通量密度的分布与模型预测相当一致，但有初步证据表明，缺乏亚毫米亮（>4 mJy）星系。此外，submm最亮的GRB主机的光学/红外特性是不典型的星系人口中选择的submm调查，虽然样本量仍然很小。可能的选择效应和物理机制，可以解释这些差异进行了讨论。
2004-06-09 astro-ph
Can we use Gamma Ray Bursts to probe high redshift star-formation?
我们提出了一个详细的分析选择的影响，瘟疫伽玛射线暴的观测。我们发现这些效应可以部分解释BeppoSax/HETE 2和Swift爆发之间不同的红移分布。在确定伽玛暴的红移演化时，必须考虑这些效应。
2007-01-18 astro-ph
HI column densities of z > 2 Swift gamma-ray bursts
内容：在雨燕卫星发射之前，大多数伽马射线暴（GRB）的余辉都显示出衰减的Ly-alpha吸收体的证据，其中Ly-alpha被红移到可观测的光谱中。这个小样本表明，伽马射线暴要么在星系中爆炸，要么在星系内的区域爆炸，具有高的中性氢柱密度。目的：增加z > 2的伽玛暴的光谱样本，从而建立伽玛暴视线上的N（HI）分布。方法：我们获得了6个z > 2的GRB余辉谱，并在每种情况下拟合Ly-alpha吸收线以确定N（HI）。这已经与文献中的其他12个Swift N（HI）值进行了补充。结果如下：我们发现，伽玛暴N（HI）分布的峰值是定性一致的伽玛暴起源于银河系的分子云的模型。然而，一个系统的差异，特别是过量的低柱密度系统相比，预测，表明选择的影响和条件内的云（如强电离）影响观察到的N（HI）的范围。我们还报告了发现的Ly-alpha发射从GRB 060714主机，对应的恒星形成率约为0.8兆太阳/年。最后，我们给出了六个爆发的精确红移：z = 3.240 +/- 0.001（GRB 050319），z = 2.198 +/- 0.002（GRB 050922C），z = 3.221 +/- 0.001（GRB 060526），z = 3.425 +/- 0.002（GRB 060707），z = 2.711 +/- 0.001（GRB 060714）和z = 3.686 +/- 0.002（…
2006-10-13 astro-ph
Towards a More Standardized Candle Using GRB Energetics and Spectra
伽马射线暴能量学在宇宙学中的应用一直被认为是探测高红移和减速时期的一种手段。然而，即时的能量释放伽玛暴，即使在喷射几何校正，是远远不是一个标准的蜡烛。根据Ghirlanda等新发现的γ暴几何校正视能量（E_gamma）与瞬发暴谱峰值（E_p）之间的关系，探讨了γ暴标准烛光的宇宙学势。我们提出了一个明确的，自洽的形式主义修正伽玛射线暴能量与观测不确定性的一个彻底的帐户。与其他工作相比，我们证明，目前的19个伽玛暴样本在宇宙学上还不能与其他研究的结果（例如，SNe Ia）。虽然E_p-E_gamma关系在一系列宇宙学中是一个重要的相关性，但数据对幂律的拟合拟合优度在很大程度上取决于输入假设--特别是环爆介质的未知密度。与假设无关，由于低z爆发非常少，当前样本对Omega_M最敏感，但基本上对Omega_Lambda不敏感。恰当地使用这个关系式显然使伽玛暴向可测量的烛光迈进了令人印象深刻的一步，但是，在理解E_p-E_gamma关系式的物理起源、用低红移暴的训练集进行校准、解决主要的潜在系统不确定性和选择效应之前，我们敦促对伽玛暴用于宇宙学的主张持谨慎态度。
2005-02-08 astro-ph
Calibration of Gamma-Ray Burst Luminosity Indicators
几种伽马射线暴（GRB）光度指示器（LI）已被提出。与Ia超新星不同，用低红移的样品校准伽玛暴激光器是困难的。基于贝叶斯理论，本文提出了一种不引入低红移伽玛暴样品的激光干涉仪标定方法。我们的方法的要点包括：（1）用窄红移范围（Δ z）内的伽玛暴样品校准激光干涉仪中的幂律指数;（2）在合理的宇宙学参数范围内边缘化激光干涉仪的系数。我们以我们新发现的多变量GRB LI为例，通过模拟测试我们的方法的有效性。我们发现，虽然系数强烈依赖于宇宙学参数，幂律指数不，只要Δ z是足够小的。对于特定的伽玛暴样品，δ z的选择可以根据样品的大小和观测不确定度来判断。没有更好的红移来执行指数的校准，而较低的红移对于系数的边缘化是优选的。最好的策略是在基准中间红移（例如z~1或z~2）周围的窄红移区间内收集GRB，因为发现观测到的GRB红移分布在z=（1 - 2.5）附近达到峰值。我们的模拟结果表明，以目前测量GRB各向同性能量、光谱突变能量和光学时间突变时间的观测精度，在Δ z ~ 0.30的红移仓内的25个GRB将对我们的光度指标（删节）进行精细的校准。
2006-03-26 astro-ph
Intrinsic spectra and energetics of BeppoSAX Gamma-Ray Bursts with known redshifts
本文介绍了对12个伽马射线暴的光谱和能量学性质进行研究的主要结果，并给出了红移估计。BeppoSAX在宽能量范围（2-700 keV）内探测到我们样品中的所有伽马射线暴。从红移估计和高质量的BeppoSAX时间积分谱，我们推导出伽玛暴在宇宙学静止坐标系中的主要性质。我们的样品中的所有光谱都能满意地用能带模型表示，没有明显的软X射线过量或光谱畸变。我们发现，在1-10000 keV的能量范围（E_rad）和红移z的估计总（各向同性）的能量之间的正相关。有趣的是，更明亮的伽玛暴的特征还在于它们的EF（E）谱的更大的峰值能量E_p。此外，与红移较低的伽马射线暴相比，更遥远的伽马射线暴在X射线波段似乎更硬。我们讨论如何选择和数据截断效应可能会使我们的结果产生偏差，并给出可能的解释，我们发现的相关性。
2002-05-15 astro-ph
Star Formation History up to z = 7.4: Implications for Gamma-Ray Bursts and the Cosmic Metallicity Evolution
目前的雨燕样本的伽马射线暴（GRB）与测量的红移允许测试的假设，伽玛射线暴跟踪恒星形成的宇宙。一些作者声称伽玛暴的速率随宇宙红移的增加比恒星形成速率更快，其原因尚不清楚。基于宇宙金属丰度随红移而变化以及伽玛暴更倾向于发生在低金属丰度星系的观测结果，本文研究了用宇宙金属丰度演化解释伽玛暴速率历史与恒星形成速率历史之间的差异的可能性。首先，我推导出一个恒星形成的历史，红移z=7.4从一个更新的样本的恒星形成率密度通过添加新的紫外测量Bouwens等人。和新的紫外和红外测量Reddy等人。现有的样本由霍普金斯和Beacom编译。然后，采用Langer & Norman提出的GRB产生与宇宙金属丰度历史关系的简单模型，证明了观测到的Swift GRB红移分布可以相当准确地再现。虽然结果是有限的小尺寸的GRB样本和了解甚少的选择偏差在检测和定位的GRB和红移的测定，他们认为，GRB跟踪恒星的形成和金属丰度的演变。如果能用其他方法精确测量恒星的形成历史，这在不久的将来是可能实现的，那么通过研究伽玛暴的红移分布来确定宇宙金属丰度的演化就有可能。
2008-05-20 astro-ph
Dust and Gas in the Local Environments of Gamma-Ray Bursts
利用雨燕上X射线和紫外/光学望远镜（XRT和UVOT）探测到的伽马射线暴（GRB）余辉样本，我们模拟了光谱能量分布（SED），以确定GRB局部环境中的气柱密度和尘埃消光。在七个案例中，我们发现了六个与伽马射线暴宿主星系相关的X射线吸收体，其柱密度（假设太阳丰度）范围为（0.8 - 7.7）x10^{21}cm^{-2}。利用SMC、LMC和银河系消光曲线模拟GRB宿主星系中的尘埃，我们确定了静止框架视消光A_V，其范围为A_V = 0.12 \pm 0.04 ~ A_V = 0.65^{+0.08}-0.07}。余辉SED通常通过具有SMC消光曲线的模型最佳拟合。只有一个例子是伽玛射线暴的余辉可以用银河系的消光曲线更好地模拟，它在2175埃处有一个突出的吸收特征。我们研究了在我们的样本中存在的选择效应，以及这些效应如何扭曲伽玛暴宿主星系中A_V的真实分布。我们估计，在5500埃的蓝色方向上没有发现余辉的伽玛暴，其平均静止帧视反射率几乎是在光学明亮的伽玛暴中观测到的平均静止帧视反射率的8倍。这可能有助于解释雨燕观测到的约1/3的伽玛暴没有被UVOT探测到的余辉。
2007-08-09 astro-ph
The Epeak-Eiso plane of long Gamma Ray Bursts and selection effects
我们研究了长伽马射线暴的分布在Ep-Eiso和在EP，OBS-Fluence平面通过更新的样本76爆发，测量的红移和光谱参数，检测到2007年9月。我们证实了存在一个强的静止坐标系相关Ep ~ Eiso ^0.54 +-0.01。与以前的研究相反，没有发现Ep-Eiso相关性随红移演化的迹象（无论是其斜率还是归一化）。76个爆发在观测者坐标系中定义了一个强的Ep，obs-通量相关性（Ep，obs ~ F^0.32+-0.05），红移沿着这个相关性均匀分布。我们研究可能的仪器选择的影响，在观察员框架EP，OBS-Fluence平面。特别是，我们集中在触发一个给定的伽玛射线暴探测器（触发阈值）所需的最小峰值通量和最小通量的爆发必须确定的值Ep，obs（频谱分析阈值）。我们发现，后者占主导地位的Ep，obs-Fluence平面在前者。然而，我们的分析表明，这些仪器的选择效应并不占主导地位的爆发前检测到的雨燕卫星，而光谱分析阈值是占主导地位的截断效应的雨燕伽玛暴样本（27 76事件）。这表明，由前Swift样本定义的Ep，obs-Fluence相关性可能会受到其他尚未理解的选择效应的影响。此外，我们对仅基于我们的Swift样本得出的关于Ep，obs-Fluence相关性存在的结论持谨慎态度。
2008-04-10 astro-ph
Testing the Universal Structured Jet Models of Gamma-Ray Bursts by BATSE Observations
假设观测到的伽玛射线暴（GRB）率与红移成正比，我们利用$E_γ$）和$E_{\rm p}^{'}$）之间的紧密相关性，导出了长BATSE GRB视角的经验分布$P^{\rm em}(θ)$，以及这些暴在$θ$平面上对红移的分布$P^{\rm em}(θ, z)$。我们的结果表明，$P^{\rm em}(θ)$是很好的拟合对数正态分布集中在$\log θ/{\rm rad}=-0.76$的宽度为$σ_{\log θ}=0.57$。我们测试不同的通用结构射流模型通过比较模型预测与我们的经验结果。为了使比较合理，一个“有效”的阈值，这对应于长伽玛暴样本的样本选择标准，被使用。我们发现，一个双高斯喷流模型的预测与我们的经验结果大致一致。讨论表明，宇宙学效应对$E_γ-E_{\rm p}^{'}$关系的影响并不显著，但样品选择效应对该关系的影响可能显著.
2005-04-18 astro-ph
Present and Future Prospects for GRB Standard Candles
根据Ghirlanda等的几何校正能量（E_gamma）与静止帧瞬发暴谱峰值（E_p）之间的幂律关系，构造的GRB标准烛光虽然比Ia超新星具有某些潜在的优势，但在天体学上还没有实用价值。这在很大程度上是由于\~20伽玛暴的小样本所需的测量红移，喷流中断，和峰值能量，以及输入假设的幂律拟合优度的强灵敏度。最重要的发现涉及环爆介质对通常未知的密度（和密度分布）的敏感性。虽然E_p-E_gamma关系在许多宇宙学中都是非常重要的相关性，但在样本扩展到包括许多低z事件之前，它对Omega_M最敏感，但对Omega_Lambda和w基本上不敏感，希望仅用高z GRB数据来约束dw/dt。这种关系显然代表了在寻找经验伽玛射线暴标准烛光方面的一个重大改进，但由于这种关系的物理基础未知，缺乏低z训练集以独立于宇宙学的方式校准这种关系，以及几个主要的潜在系统不确定性和选择效应，进一步阻碍了这种关系。直到这些问题得到解决，一个更大的样本被收购，并试图边缘化或执行蒙特卡罗模拟的未知密度分布，我们敦促谨慎有关的主张的实用性伽玛射线暴宇宙学，特别是试图结合伽玛射线暴与超新星Ia。
2005-04-14 astro-ph
Quantifying the Luminosity Evolution in Gamma-ray Bursts
利用Band，Norris，$&$ Bonnell（2004）的红移和光度数据，通过滞后-光度相关，估算了900多个伽玛暴的光度演化和形成速率。通过应用极大似然技术，我们能够推断的真实分布的父伽玛暴人口的光度函数和密度分布的方式，占探测器的选择效果。我们发现，占数据截断后，仍然存在着显着的平均光度和红移之间的相关性，表明遥远的伽玛暴平均比附近的同行更明亮。这与以前的研究表明强烈的源演化和最近的观测下发光附近的伽玛射线暴是一致的。我们发现没有证据表明，在目前的样本中的伽玛暴与已知的红移的光束角的演变，这表明这种亮度的增加不能是由于伽马射线发射的准直的演变。由此产生的光度函数是很好的拟合与一个单一的幂律指数$L'^{-1.5}$，这是由幂律和高斯结构射流模型预测的值之间的中间。我们还发现，GRB同动率密度在$1<z<2$之间有一个大的峰值，在$z> 3$以上有一个稳定的下降。这一速率密度与目前对宇宙恒星形成速率的估计在质量上相匹配，有利于一个短命的大质量恒星祖先模型，或者是一个在致密天体形成和最终合并之间有短暂延迟的双星模型。
2006-01-07 astro-ph
Optical afterglow luminosities in the Swift epoch: confirming clustering and bimodality
我们发现，伽马射线暴（GRBs）的已知红移和休息帧光学消光雨燕卫星检测充分证实了较早的结果有关的光学余辉光度分布在12小时后触发（休息帧时间）。这种分布是双峰的，相对较窄，特别是对于高光度分支。这很有趣，因为雨燕伽玛暴的平均红移比雨燕之前的伽玛暴大，这在解释伽玛暴余辉的常见情况下是出乎意料的。我们调查，如果观察到的分布可以选择影响的单峰母光度分布的影响的结果，并发现，无论是分布本质上是双峰，或大多数（60%）的爆发被吸收了大量的灰色尘埃。在这两种情况下，我们认为，大多数暗爆发应属于下发光光学家族。
2008-02-29 astro-ph
An Off-line Scan of the BATSE Daily Records and a Large Uniform Sample of Gamma-Ray Bursts
在对涵盖BATSE运行的整个9.1年（TJD 8369-11690）的BATSE档案每日记录进行扫描期间，检测到3906次伽马射线暴（GRB）。这些GRB中有2068个是先前已知的BATSE触发，而其中1838个是新的非触发突发。重要的是，所有事件都是在相同类型的数据中检测到的，并使用相同的程序进行处理。因此，这3906个伽玛暴构成了一个统一的样本。我们已经建立了一个包含该样品的电子数据库。我们描述的程序的数据处理，选择的伽玛暴候选人，和可能的非伽玛暴污染的统计检验。我们还描述了一种新的测试突发方法，用于测量扫描效率和使用测试突发获得的信息。我们的扫描将BATSE检测阈值降低到约0.1光子/秒/平方厘米。作为第一个结果，我们表明，差分对数N -对数P分布校正的检测效率延伸到低亮度，没有任何迹象表明一个翻身。任何将新的log N - log P合理地外推到较低亮度的方法都意味着宇宙中每年有数千个伽马射线暴。
2001-05-11 astro-ph
Gross Spectral Differences between Bright and Dim Gamma-Ray Bursts
我们发现暗的伽马射线暴（GRB）比亮的GRB更软，正如康普顿伽玛射线天文台的爆炸和瞬态源实验（BATSE）的数据所表明的那样。我们表明，这种相关性是统计上显着的变化，由于伽玛暴之间的随机差异。使用各种方法和数据集，包括公共领域的数据，这种影响是可以辨别的。我们分析了几种类型的系统误差和选择效应的BATSE数据，并得出结论，观察到的效果是不占主导地位的任何。因此，我们断言，这种暗淡/软效应是一个真正的性质的伽玛暴。这种相关性可能是诺里斯等人（1994）发现的时间膨胀的结果，这是爆发源位于宇宙学距离的额外证据。
1994-08-15 astro-ph
GRB neutrinos, Lorenz Invariance Violation and the influence of background cosmology
量子引力的现代思想预言了洛伦兹不变性破坏（LIV）的可能性，例如通过标准相对论色散关系的能量相关修改来表现。在最近的一篇论文中，雅各布和皮兰提出，位于宇宙学距离的伽马射线暴（GRB）发射的高能中微子的飞行时间延迟可以成为限制LIV理论的有价值的工具。然而，目前在观测宇宙学方面的进展表明，我们的宇宙是由暗能量主导的，对其性质的指导相对较少，因此导致了几种与观测相符的宇宙学场景。在本文中，我们提出了如何重要的问题，在测试LIV理论的背景下，是我们的背景宇宙模型的知识。具体来说，我们计算预期的时间滞后高能量（100 TeV）中微子在不同的宇宙模型。在众多的暗能量模型中，我们重点介绍了五种：$Λ$ CDM模型、quintessence模型、具有时变状态方程的quintessence模型、膜世界模型和广义Chaubergin气体模型。结果是，我们对描述暗能量主导宇宙的正确唯象模型的无知所引入的不确定性是相当大的，可能会模糊从研究宇宙学来源的时间延迟中得出的界限。
2007-12-06 astro-ph
Time-resolved spectral correlations of long-duration Gamma-Ray Bursts
对于一个已知红移的长伽玛暴样品，我们研究了其演化径迹在静止标架亮度-峰值能量图上的分布。我们有兴趣探索“Yonetoku”相关性扩展到提示光曲线的任何阶段，并验证休息帧中的高信号提示持续时间Tf如何与这种相关性的残差相关（Firmani等人，2006）。为了达到这个目的，我们分别分析了两个时间分辨光谱样本，分别对应于Swift-BAT探测器上峰值通量>1.8 phot cm^-2 s^-1的32个伽玛暴和Kaneko等人（2006年）处理过的CGRO-BATSE探测器上的7个明亮伽玛暴。在构造了Liso-Ep图后，我们讨论了选择效应的相关性，发现它们对相关性有显著的影响。然而，我们发现，这些影响是不太显著的Liso x Tf-Ep'图，其中的固有散射显着降低。我们应用进一步的校正以进一步减少固有散射。对于有喷流破裂时间的伽玛暴子样（7个来自Swift，5个来自CGRO），分析了喷流准直对Liso的修正效果。我们发现，（i）周围的相关性的分散减少，和（ii）这种分散是由个人的进化轨迹的内部分散为主。这些结果表明，时间，集成的“Amati”和“Ghirlanda”的相关性的时间分辨功能的后果，而不是选择效果，因此要求一个物理起源。最后，我们要指出的相关性，看看内部的性质的进化轨迹。
2008-11-10 astro-ph
Evidence for Supernova light in all Gamma-Ray Burst afterglows
我们提出了一个更新的系统分析所有伽马射线暴（GRB）余辉数据，现在发表到2004年底，试图检测预测的超新星光组件。我们将观测到的光度光变曲线拟合为余辉、底层宿主星系和超新星组成部分的总和。后者是使用公布的SN 1998 bw的UBVRI光变曲线作为模板建模的。在确定红移的余辉样本中，现在共有29个爆发（GRB 970228 - GRB 041006）。与我们先前的结果（Zeh et al. 2004）一致，我们发现在更新的样本中，所有红移< 0.7的爆发在余辉光变曲线上都显示出超新星过剩。在较大的红移下，通常没有检测到超新星的成分，这可以用选择效应来解释。这些结果有力地支持了我们先前基于1997年至2002年所有余辉数据得出的结论，即实际上所有长持续时间伽玛暴的余辉都包含来自相关超新星的光。
2005-03-15 astro-ph
